Magnetohydrodynamics of the Weakly Ionized Solar Photosphere
我们调查的重要性，双极扩散和霍尔电流高分辨率全面（“现实”）光球模拟。为此，我们扩展了辐射磁流体动力学代码\emph{MURaM}使用广义欧姆定律的假设下，当地的热力学平衡。我们目前的测试案例比较分析的解决方案与数值模拟验证的代码。此外，我们进行了一些数值实验，以调查这些中性离子在光球效应的影响。我们发现，在目前使用的空间分辨率（5-20公里每个网格点），霍尔电流和双极扩散开始变得显着-100米/秒的太阳黑子光桥的流量，和几个百分点的变化，在热力学结构的安静太阳磁功能。随着模拟解决了较小规模的变化，预计影响的程度将迅速增加。
2012-02-09 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic waves in solar partially ionized plasmas: two-fluid approach
我们推导了双流体部分电离等离子体中磁流体力学波的动力学，并与单流体描述下的结果进行了比较。双流体磁流体动力学方程，其中离子-电子等离子体和中性粒子被认为是单独的流体。在最简单的均匀介质情况下，导出了线性磁流体力学波的色散关系。得到了不同背景等离子体参数下波的频率和阻尼率。我们发现，两个和单流体的描述给出了类似的结果，低频波。然而，当波频率变得与离子-中性碰撞频率相当或更高时，两流体方法中的MHD波的动力学显著改变。阿尔文和快磁声波在波谱中的特定频率（例如，对于50%的中性氢，峰值频率等于2.5离子-中性碰撞频率）处获得它们的最大阻尼率。对于较高频率的波，阻尼率降低。在与中性氢流体相连的高频分支中出现了新的慢磁声波模式。单流体方法完美地处理部分电离等离子体中的缓慢过程，但对于小于离子-中性碰撞时间的时间尺度失败。因此，双流体近似应该用于描述相对快速的过程。单流体描述的一些结果，如离子-中性粒子碰撞对太阳色球层中高频阿尔芬波的阻尼，在今后的研究中应加以修正。
2011-01-20 astro-ph.SR
Swaying threads of a solar filament
从最近获得的高分辨率观测与瑞典1米太阳望远镜在拉帕尔马，我们检测到的摆动运动的个别灯丝线程在天空中的平面。这些运动的振荡特性与从相应的细丝获得的振荡多普勒信号是可比的。同时记录视线和天空平面内的运动，可以提供有关振荡面方向的信息。这些振荡的磁流体动力学理论的背景下解释。扭结磁流体动力学波支持的线程体提出的解释所观察到的线程振荡。在此解释的基础上，利用地震学论据，给出了线阿尔文速度和磁场强度的地震学估计。
2009-09-15 astro-ph.SR
Fast magnetohydrodynamic oscillation of longitudinally inhomogeneous prominence threads: an analogue with quantum harmonic oscillator
前人的工作表明，在日珥螺纹的情况下，扭折振荡的二次谐波与一次谐波的频率比有趋向于3的趋势。我们的目的是研究纵向不均匀日珥线的磁流体动力学振荡，并阐明频率比的问题。经典Sturm-Liouville问题用于纵向不均匀等离子体密度的螺纹。我们发现，总压扰动沿螺纹的空间变化是由定态薛定谔方程，其中纵向不均匀的等离子体密度代表的势能。因此，该方程有界解的埃尔米特多项式。在螺纹表面的边界条件导致超越色散方程与贝塞尔函数。色散方程的细通量管近似表明，扭折波的频率与α（2n+1）成正比，其中α为密度不均匀性参数，n为纵模数。因此，在突出螺纹中，二次谐波和一次谐波的频率之比趋于3。色散方程的数值解表明，在外部密度纵向不均匀性较小的情况下，较厚的通量管的色散比仅略有减小，因此，薄通量管极限是日珥振荡的一个很好的近似。然而，较强的外密度纵向不均匀性可能导致较宽管的频率比发生显著偏移，从而使细管近似失效。用量子谐振子的振荡类比来解释日珥线中二次谐波和一次谐波频率比趋向3的趋势，其中日珥线的密度不均匀性起着势能的作用。
2014-03-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Spatial Damping of Propagating Kink Waves in Prominence Threads
横向振荡和传播波经常被观察到的线程的太阳磁/细丝，并已被解释为扭结磁流体动力学（MHD）模式。本文研究了在横向不均匀和部分电离日珥线中传播的扭折磁流体动力学波的空间阻尼。共振吸收和离子中性碰撞（考林扩散）是考虑的阻尼机制。考虑日珥条件，数值求解了部分电离磁通量管中共振扭折波的色散关系。在薄管近似和薄边界近似下，得到了波长和阻尼长度随扭折模频率变化的解析表达式。对于通常报道的线程振荡周期，共振吸收是一个有效的机制，扭结模式的空间阻尼，而离子中性碰撞有一个次要的作用。Cowling扩散在传播和阻尼中占主导地位，其周期比观察到的要短得多。共振吸收可以解释在日珥线中观察到的扭结波的空间阻尼。通过将观测到的波长和阻尼长度与理论预测值进行比较，可以估计出丝的横向不均匀长度尺度。然而，忽略横向不均匀层中密度分布的形式会导致不均匀性长度尺度的确定不准确。
2010-09-24 astro-ph.SR
Persistent fast kink magnetohydrodynamic waves detected in a quiescent prominence
太阳等离子体线的小尺度、周期性、横向运动常被解释为磁流体动力学（MHD）波。在这里，我们观察到小规模的无衰减横向振荡在一个静止的日珥，他们似乎是无所不在的。辐射强度和视线多普勒频移的振荡周期约为位移振荡周期的一半。这一特征与磁通管中的快扭折模波吻合得很好。所有的运动线程振荡横向空间同相，并没有表现出显着的阻尼在整个可见的部分，表明快速扭结MHD波持续供电和持续耗散能量转移到周围的等离子体在安静的电晕。然而，我们的计算表明，单靠快速扭结MHD波所吸收的能量并不能支持平静太阳的日冕加热。
2022-01-19 astro-ph.SR
On the Alfven wave cut-off in partly ionized collisional plasmas
本文讨论了多组分部分电离等离子体中等离子体与中性粒子碰撞引起的阿尔芬波的截止。采用全多分量理论，并与经典磁流体力学理论进行比较。它表明，在部分电离等离子体的截止原则上可能仍然是相同的经典磁流体动力学工作中预测的，虽然多分量理论也产生一些本质的差异。由于电场，离子运动本质上是二维的，这导致中性粒子的额外受迫振荡。在多分量理论中，出现了一个新的小参数，即离子惯性长度。这个新的小参数在磁流体动力学描述中是缺失的，并且事实证明，对于某些参数，它可能大于离子与中性粒子密度比，这是磁流体动力学描述中唯一的小参数。由于这一点，阿尔芬波的行为可以成为非常不同的经典磁流体动力学的结果相比。结果还表明，在含有非磁化离子的等离子体中，不能激发Alfv}n波。这当然适用于太阳光球层，在那里离子碰撞频率可能远高于离子回旋频率。
2014-01-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The role of ambipolar heating in the energy balance of solar prominences
Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学）；Institut d’Aplicacions Computacionals de Codi Comunitari (IAC3)（公共代码计算应用研究所）
本文研究了反极扩散在日珥能量平衡中的作用，通过一维模型探讨了反极加热如何补偿辐射损失并产生稳定的中性流。
2026-03-17 astro-ph.SR
Tearing-mediated reconnection in magnetohydrodynamic poorly ionized plasmas. I. Onset and linear evolution
本文通过理论和计算研究弱电离等离子体中撕裂模介导的磁重联的起始与线性演化，发现双极扩散抑制重联起始，但电流片变薄后撕裂模可在约ν_ni0^{-1}时间内起始，其波长和增长率可由弱电离色散关系预测。
2024-04-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Coronal heating in multiple magnetic threads
上下文将日冕加热到几百万度需要将磁能转化为热能。在本文中，我们调查是否一个不稳定的磁线在日冕环可以不稳定的邻近磁线。目标。通过运行一系列模拟，我们的目标是了解在什么条件下，单个磁线的不稳定也会触发附近磁线的能量释放。方法.利用三维磁流体动力学程序Lare3d模拟了日冕磁场在扭折不稳定性和随后的弛豫过程中的时间演化。我们假设日冕磁环由初始处于平衡态的非势能磁力线组成。结果其中一条磁力线的非线性扭折不稳定性形成螺旋电流片并引发磁重联。电流片碎裂，磁能被释放通过那条线。我们发现，在某些条件下，这一事件可以动摇附近的线程，这是一个必要的条件开始雪崩的能量释放的磁性线程。结论.有可能在附近的非潜在磁性线中引发能量释放，因为从一个不稳定磁性线释放的能量可以触发附近线中的能量释放，只要附近结构接近边缘稳定性。
2015-07-01 astro-ph.SR
Multi-fluid Approach to High-frequency Waves in Plasmas. II. Small-amplitude Regime in Partially Ionized Media
等离子体中中性粒子的存在对磁流体力学波的性质有很大的影响。例如，离子和中性粒子之间通过动量转移碰撞的相互作用导致阿尔文波的阻尼，并改变其振荡频率和相速度。当碰撞频率大于波的频率时，单流体磁流体动力学近似可以准确地描述部分电离的影响，因为各种物质之间存在强耦合。然而，在更高的频率，单流体模型是不适用的，需要更复杂的方法。在这里，我们使用一个五流体模型与三个电离和两个中性组件，它考虑到霍尔的电流和欧姆的扩散，除了摩擦由于不同物种之间的碰撞。我们将我们的模型应用于由氢和氦组成的等离子体，并允许电离度是任意的。通过对相应色散关系的分析和数值模拟，研究了小振幅扰动的性质。讨论了动量转移碰撞对离子-回旋共振的影响，比较了磁阻、离子-中性和离子-离子碰撞在不同频率范围内对波阻尼的重要性。应用到太阳大气的部分电离等离子体。
2017-03-15 astro-ph.SR
Magnetically threaded accretion disks in resistive magnetohydrodynamic simulations and asymptotic expansion
本文结合薄磁吸积盘的稳态渐近展开方程与PLUTO电阻MHD模拟，揭示盘内磁场被显著压低、盘外膨胀影响净力矩，并定量给出恒星力矩与自旋加速时间尺度。
2023-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
MHD waves in the partially ionized plasma: from single to multi-fluid approach
本章系统梳理太阳部分电离等离子体中的 MHD 波，比较单流体与多流体方程框架，并阐明扩散、Hall 效应、碰撞及引力分层对波传播、耗散和模式转换的作用。
2024-09-17 astro-ph.SR
Gravitational instability of solar prominence threads I. Curved magnetic fields without dips
日珥线是一种密集而寒冷的结构，位于弯曲的磁场上，可以悬浮在太阳大气层中对抗重力。在没有非理想效应的情况下，线程的引力稳定性，在目前的工作中，通过一个基本的，但有效的模型进行了全面的研究。基于纯流体动力学方程在一个空间维度和应用线捆绑条件的足点的磁场线，我们推导出不同的可行的平衡和相应的振荡频率的解析表达式。我们发现，该系统允许稳定和不稳定的平衡解的线程的初始位置，其密度对比度和长度，和总长度的磁场线。这两种类型的解决方案之间的过渡产生在特定的分歧点，已确定在某些特定的情况下分析。当线程最初是在顶部的凹磁场，也就是在顶点，我们发现一个超临界的干草叉分叉，而对于一个移位的初始线程位置相对于这一点的对称性被打破，系统的特点是由一个S形分叉。本文中提出的平原结果揭示了新的光的线程在弯曲的磁场的重力存在下的行为，并有助于解释更复杂的数值磁流体动力学（MHD）模拟类似的结构。
2021-03-22 astro-ph.SR
Damped kink oscillations of flowing prominence threads
在高分辨率观测中，经常有关于太阳黑子中细线横向振荡的报道。观测的两个典型特征是振荡在时间上被阻尼，并且检测到沿着线程的同时质量流。流动导致密集的线沿着突出的磁性结构移动，同时线振荡。的振荡已被解释为常设磁流体动力学（MHD）扭结波的磁通量管，支持线程。阻尼最有可能是由于等离子体不均匀性引起的共振吸收。地震学技术是利用观测资料结合磁流体动力学理论来估计日珥的物理参数。本文从理论上研究了流动和共振吸收的联合作用对突出螺纹中扭结驻波振幅的影响。我们发现，流量和共振吸收可以是竞争的影响的幅度或两者都可以有助于阻尼的振荡，这取决于瞬时位置的线程内的突出的磁性结构。振幅分布偏离了静态通量管中共振阻尼扭结波的经典指数分布。与静态情况相比，流动还引入了振荡周期的渐进移位，尽管这种效应通常是次要的。我们通过使用旨在模拟真实观测的合成数据来测试地震学估计的鲁棒性。线流的影响可以显著地影响横向不均匀长度尺度的估计。随机背景噪音的存在增加了这种估计的不确定性。对于不考虑水流影响的地震学估计，需要谨慎。
2012-09-15 astro-ph.SR
The role of Rayleigh-Taylor instabilities in filament threads
许多太阳的暗条和双折射显示出与光球层平行的短寿命水平线。在这项工作中，瑞利-泰勒不稳定性和线程寿命之间的可能联系进行了研究。这是通过计算本征模的线程建模为笛卡尔板下存在的重力。利用不可压缩假设推导了磁流体动力学（MHD）扰动的解析色散关系。该系统允许一种始终稳定的模式，与线程中的Alfvén速度值无关。该模式的特征从当磁场较弱时局限于板的上界面，到当磁场较强时具有全局性质并且类似于横向扭结模式。相反，当磁场较弱时，平板模型允许另一种不稳定的模式，并局限于下界面。这种模式的增长率可以非常短，对于典型的线程条件来说，大约是几分钟。这种Rayleigh-Taylor不稳定模随着磁场的增大而变得稳定，在强磁场的极限下，它本质上是一种香肠磁模。重力可能对线程的振荡模式有很大的影响，这取决于阿尔文速度的值。在静态细丝中的线的情况下，其中Alfvén速度大概是低的，根据板模型，预期非常短的寿命。在活动区的不稳定性中，磁张力的稳定作用可能足以在很宽的波长范围内抑制瑞利-泰勒不稳定性。
2012-03-20 astro-ph.SR
The Thermal Instability of Solar Prominence Threads
在高分辨率的图像中，太阳黑子和暗条的精细结构看起来像又细又长的线。在对细丝的H-α观测中，一些细丝在它们似乎褪色并最终消失之前只能观察到5 - 20分钟，这表明这些细丝的寿命可能很短。不稳定性的存在可能是这种快速消失的原因。在这里，我们研究的日珥线程的热不稳定性作为其突然消失的H-α观测的解释。我们将日珥线建模为一个磁管，日珥条件嵌入日冕环境中。我们假设在横向方向上的物理性质的变化，使温度和密度连续变化从内部到外部的值在一个不均匀的过渡层，代表特定的双折射电晕过渡区（PCTR）的线程。我们使用非绝热和电阻磁流体动力学方程，其中包括由于热传导平行和垂直于磁场，辐射损耗，加热，和磁扩散的条款。我们结合分析和数值方法来研究线性扰动的平衡态，专注于不稳定的热解决方案。我们发现，热模式是不稳定的PCTR的温度高于80,000 K，大约。这些模式与温度扰动有关，由于等离子体的快速加热或冷却，温度扰动会导致平衡的变化。对于典型的突出参数，不稳定的时间尺度是几分钟的顺序，是独立的线程的PCTR内的温度分布的形式。这一结果表明，热不稳定性可能发挥了重要的作用，在观察线程的寿命短。
2011-02-11 astro-ph.SR
Inferring physical parameters in solar prominence threads
高分辨率的观测已经允许解决太阳的双折射/细丝的线程/原纤维集。然而，这些线程的物理参数的值和它们的结构仍然受到很差的约束。我们使用日珥地震学技术，通过磁流体动力学（MHD）模型和观测之间的比较，分析线程的横向振荡。我们应用贝叶斯方法来获得两种不同类型的信息。我们首先推断边缘后验分布的物理参数，如磁场强度或线程的长度，当一个完全填充管，部分填充管，和三个阻尼模型（共振吸收在Alfvén连续，共振吸收在慢连续，和考林扩散）被认为是一定的。然后，我们通过计算贝叶斯因子来比较替代MHD模型之间的相对相似性。对于磁场强度、线的长度、密度对比度和与阻尼模型相关联的参数，可以获得良好约束的概率密度分布。当比较阿尔文连续谱中共振吸收的阻尼模型、慢连续谱中的共振吸收和由于部分日珥等离子体电离而引起的考林扩散时，阿尔文连续谱中的共振吸收是解释现有观测的最合理的机制。值在1附近的基本和第一泛音扭结模式的周期之间的关系更好地解释了在长螺纹近似的周期比的表达式，而其余的值更可能在短螺纹限制的周期比。我们的研究结果表明，贝叶斯分析提供了有价值的方法进行参数推断和模型比较的背景下，日珥地震。
2018-12-18 astro-ph.SR
Beyond MHD: modeling and observation of partially ionized solar plasma processes
太阳的磁化光球层和色球层中的温度和密度条件导致了非常小程度的原子电离。此外，在特定高度，磁场可能足够强，对于某些物质，产生大于碰撞频率的回旋频率，而对于其他物质，可能发生相反的情况。这些情况影响粒子的集体行为，并且磁流体动力学的某些假设可能被放宽，从而引起非理想的MHD效应。在本文中，我们讨论了我们最近的发展，在模拟非理想等离子体效应来自大量的中性粒子在太阳光球和色球层的存在，以及这些效应的观测结果。
2015-04-07 astro-ph.SR
Two-dimensional Radiative Magnetohydrodynamic Simulations of Partial Ionization in the Chromosphere. II. Dynamics and Energetics of the Low Solar Atmosphere
我们使用2.5维辐射MHD模拟与彩虹代码研究离子和中性粒子之间的相互作用对色球层和覆盖日冕的影响。我们已经扩展了使用广义欧姆定律实现离子中性相互作用效应的代码功能，即，我们在感应方程中包括霍尔项和双极扩散（彼得森耗散）。我们的模型从对流层上部到日冕，光球层、色球层和过渡区部分电离。模拟结果表明，电离粒子和中性粒子之间的相互作用对这些模型层的磁热力学有重要影响：1）双极扩散使色球层温度升高，2）由于双极扩散，光球层水平磁场偶尔会扩散到色球层; 3）双极扩散集中电流，导致更猛烈的喷射和重连过程，导致3a）更长和更快的针状体的形成，3b）针状体演化期间等离子体的加热，以及3c）针状体中等离子体和磁场的去耦。我们的研究结果表明，双极扩散是理解色球层和过渡区的磁热动力学性质的一个关键因素。数值模拟已经公开，类似于以前的彩虹桥模拟。这将使社区研究现实的数值模拟与更广泛的磁场配置和物理模块比以前可能的。
2017-08-22 astro-ph.SR
Protostellar outflows with Smoothed Particle Magnetohydrodynamics (SPMHD)
分子云核的原恒星坍缩通常伴随着外流现象。后者被认为是由原恒星盘中心部分的磁旋转过程驱动的。虽然一些三维AMR/嵌套网格研究的流出现象，在崩溃的磁超临界致密的核心已在文献中报道，到目前为止，没有这样的模拟已经进行了使用光滑粒子流体动力学（SPH）方法。这主要是由于内在的数值困难处理磁流体力学内SPH，这只是最近才部分解决。在这项工作中，我们使用的方法，我们发展的磁场通过感应方程，增强稳定性校正和发散清洗计划。我们考虑一个太阳质量的旋转核心的崩溃，线程由一个弱磁场最初平行于旋转轴，使核心是磁超临界。我们表明，光滑粒子磁流体动力学（SPMHD）是能够处理与外流现象的磁旋转过程，并产生有意义的结果，这是在良好的协议与文献报道的结果。特别是，我们的数值方案允许定量分析的比率的演变的环向极向磁场，我们在这项工作中进行。
2011-08-04 astro-ph.SR
Kolmogorov Dissipation scales in Weakly Ionized Plasmas
在弱电离等离子体中，磁场的演化由包括霍尔效应和双极扩散项的“广义欧姆定律“描述。这些术语引入了额外的空间和时间尺度，这些尺度在磁流体动力学湍流的级联和耗散机制中起着决定性的作用。我们确定的粘性，电阻和双极耗散机制的Kolmogorov耗散尺度。等离子体，取决于它的属性和能量注入率，可以优先选择这些耗散尺度之一。从而确定磁场的假定自相似谱分布的最短空间尺度。以太阳大气部分电离层为例说明了计算结果。因此，太阳磁场的所谓自相似光谱分布的最短空间尺度是由粘性、Spizer电阻率（电子-离子碰撞）、电子-中性碰撞的电阻率和双极扩散率所给出的四个耗散尺度中的任何一个决定的。结果表明，当能量注入率较大时，双极扩散占主导地位。在部分电离的太阳大气中，磁螺旋度的鲁棒性将促进自组织涡旋结构的形成。
2009-03-23 astro-ph.SR
Global Non-ideal Magnetohydrodynamic Simulations of Protoplanetary Disks with Outer Truncation
最近已经确定，原行星盘的演化主要是由磁化的盘风驱动的，需要大规模的磁通量穿过盘。与传统的粘滞膨胀相反，这种圆盘的大小预计会随着时间的推移而缩小。我们提出了第一个全球性的二维非理想磁流体动力学（MHD）模拟的原行星盘，在外径截断，旨在了解磁盘与星际环境的相互作用，以及全球的磁盘和磁通量的演变。我们发现，作为系统的放松，极向磁场线程磁盘以外的截断半径崩溃的中平面，导致快速重联。这个过程从系统中去除了大量的磁通量，并形成了以准稳态环绕外盘的闭合极向磁通量环。这些磁通量环可以驱动超出截断半径的膨胀，对应于通过磁化盘流出超出截断半径的大量质量损失，类似于粘性扩散和外部光蒸发的组合。随着时间的推移，磁通量环逐渐收缩，其速率取决于磁盘磁化水平和外部环境，最终决定了磁盘的长期演化。
2021-09-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Alfven waves in a partially ionized two-fluid plasma
阿尔文波（英语：Alfvén waves）是一种特殊的磁流体动力学波，与许多天体物理和实验室等离子体有关。在部分电离的等离子体中，阿尔文波的动力学受到电离和中性物质之间相互作用的影响。在这里，我们研究阿尔文波在部分电离等离子体从理论的角度来看，使用双流体描述。我们认为等离子体是由离子-电子流体和中性流体组成的，它们通过粒子碰撞相互作用。为了使我们的研究尽可能具有一般性，我们取中性离子碰撞频率和电离度作为自由参数。首先，我们进行正常模式分析。我们发现由于中性离子碰撞的波的频率的修改和研究的时间和空间的波的衰减。此外，我们还讨论了弱电离等离子体中限制振荡驻波存在的波长截止值。随后，我们超越了正常模式的方法，并解决了初值问题，以研究在两种流体中的波动扰动的时间依赖性的演变。应用于低太阳大气等离子体中的阿尔文波，并讨论了部分电离对能流的影响。
2013-03-18 astro-ph.SR
Prominence Formation and Oscillations
日珥，或称暗条，是太阳大气中一种引人注目的现象。除了它们自身丰富的特征和动力学外，它们还与许多其他活动有关，如太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）。在过去的几年里，我们一直在研究日珥的形成，振荡和喷发通过数据分析和辐射流体动力学和磁流体动力学（MHD）模拟。本文综述了我们在这方面的研究进展，包括：（1）在更新辐射冷却函数后，日冕凝结的速度比以前的工作有所加快：（2）一旦形成种子凝结，即使蒸发停止，它也可以通过虹吸流自发地生长;（3）得到了日珥螺纹长度与各种参数之间的标度律，表明高折射率的日珥螺纹往往较短，（4）长时间的日珥异相振荡可能是日珥爆发和日冕物质抛射的前兆;（5）振荡日珥线的集合可以解释逆流运动。
2014-07-05 astro-ph.SR
Protoplanetary disk size under non-ideal magnetohydrodynamics: A general formalism with inclined magnetic field
针对磁灾变阻碍开普勒盘形成的问题，本研究提出一个同时考虑垂直场和水平场的新模型，以探讨倾斜磁场和非理想磁流体力学效应对原行星盘大小的影响。
2024-01-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multi-threaded prominence oscillations triggered by a coronal shock wave
在这项工作中，我们研究的因果关系之间的局部能量释放和远程突出振荡，突出有一个现实的线状结构。我们使用了一个开源的磁流体动力学（MHD）代码MPI-AMRVAC来创建一个多线程的突出体。我们引入了一个额外的能量源，激波由此产生，从而引起日珥振荡。我们研究了两种情况下，不同的源振幅，以分析其对振荡的影响。我们的结果表明，经常使用的钟摆模型不足以完全估计日珥振荡的周期，除了显示的源和线状日珥结构的影响需要考虑。初始冲击波的反复反射和透射发生在域内多个高温高密度梯度的特定位置。这包括位于磁弓足点的左右过渡区（TR），以及日珥和日冕之间的各种过渡区（PCTR）。这导致了压缩波的大量干扰。它们对振荡的回复力有贡献，导致周期偏离预期的摆模型，此外还导致归因阻尼的差异或甚至各种线程之间振幅的增长。伴随着由激波冲击引起的全球纵向运动，小尺度横向振荡也很明显。多个高频振荡代表磁声波的传播。我们看到的阻尼与能量的转换及其与周围日冕的交换有关。我们的模拟演示了不同线程之间的能量交换及其不同的振荡模式。
2021-11-17 astro-ph.SR
Two-fluid simulations of Rayleigh-Taylor instability in a magnetized solar prominence thread II. Effects of collisionality
在这项工作中，我们探讨的动力学影响和可观察到的签名时，离子中性碰撞不完全耦合的中性和带电流体的参数制度的两种流体效应。本研究的目的是通过非线性双流体数值模拟，加深我们对RTI以及部分电离对RTI发展的影响的理解。我们的双流体模型考虑了中性粘度，热导率，中性粒子和电荷之间的碰撞相互作用：电离/复合，能量和动量转移，摩擦加热。在本文II中，RTI动力学的碰撞效应的敏感性不同的磁场配置支持日珥线程进行了探讨。这是通过修改模型方程人为地改变或消除弹性和非弹性碰撞的影响来实现的。我们发现，电离和中性流体之间的电离和重组反应，如果在平衡之前的不稳定性的发病，并没有实质性影响的发展的主要RTI。然而，这样的反应可能会在冷日珥和周围较热的日冕物质混合期间影响二级结构的发展。我们发现，电离和中性粒子种群内部和之间的碰撞在RTI的线性和非线性发展中起着重要的作用，离子-中性碰撞频率作为小尺度结构的发展或阻尼的主要决定因素。我们还观察到，离子和中性流体之间的流动解耦的程度和签名可以依赖于粒子间的碰撞和磁场配置的突出线程。
2021-04-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Non-ideal magnetohydrodynamics vs turbulence II: Which is the dominant process in stellar core formation?
非理想磁流体动力学（MHD）是主导过程。通过跟踪1~M $_\odot$气体云通过第一流体静力核到恒星密度的引力坍缩过程，研究了磁场（理想和非理想）和湍流（亚音速和跨音速）对原恒星形成的影响.云施加旋转和湍流速度，并线程与磁场是平行/反平行或垂直于旋转轴，我们调查两个旋转速率和四个马赫数。恒星核的初始半径和质量仅弱依赖于初始参数。在包含理想MHD的模型中，在原恒星诞生时植入的磁场强度远高于观测值，与初始湍流水平无关;只有非理想MHD才能将此强度降低到接近或低于观测值。这表明，理想的磁流体动力学不仅是恒星形成的不完整图像，而且低质量恒星中的磁场是在生命后期通过发电机过程注入的。非理想的磁流体动力学抑制磁发射的恒星核心流出，但湍流允许热发射的流出形成后几年的恒星核心形成。
2020-05-11 astro-ph.SR
Kink oscillations of flowing threads in solar prominences
Hinode/SOT最近的观测表明，MHD波和质量流同时存在于太阳黑子的精细结构中。从理论上研究了日珥流动线中的扭结磁流体动力学驻波。我们将日珥精细结构模拟为一个嵌入日冕中的圆柱形磁管，其两端线绑在光球层中。磁柱是由一个区域与致密的日珥等离子体，这是沿着磁管流动，而其余的通量管被日冕等离子体占据。我们使用WKB近似获得的基本模式的周期和振幅的函数的流速的解析表达式。此外，我们解决了整个问题的数值方法与时间相关的模拟。我们发现，无论是周期和振幅的MHD驻波随时间变化的突出线程沿磁结构的流动。基本扭结模式是一个很好的描述的振荡的时间依赖性的演变，在WKB近似的解析表达式是一致的完整的数值结果。相对于静态情况，流动的存在修改了振荡的周期。然而，对于实际的流速，这种影响可能落在观测的误差条内。由于流动引起的振幅变化导致振荡的明显阻尼或放大，这可以修改由附加阻尼机制引起的实际衰减率。
2011-06-20 astro-ph.SR
Onset of the Kelvin-Helmholtz instability in partially ionized magnetic flux tubes
上下文最近对太阳辐射的观测表明，存在可能由开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）引起的湍流。然而，所观察到的流速低于经典阈值的发病KHI在完全电离等离子体。目的。我们调查的影响，部分电离的发病KHI在密集和冷却的圆柱形磁通量管包围的一个更热，更轻的环境。方法.本文用部分电离双流体等离子体的线性化控制方程描述了纵向质量流磁管上叠加的小振幅扰动的行为。通过简正模分析得到了线性不可压缩波的频散关系。我们专注于外观的不稳定的解决方案，并研究其增长率对各种物理参数的依赖性。给出了慢流和强离子-中性耦合条件下KHI线性增长率的解析近似。给出了日珥螺纹的一个应用。结果等离子体中中性成分的存在可能有助于KHI的发生，即使是亚阿尔夫文纵向剪切流。离子与中性粒子的碰撞降低了不稳定扰动的增长率，但不能完全抑制不稳定性。结论.在亚阿尔夫文流速的太阳能热释电中的湍流可以解释为部分电离等离子体中KHI的结果。
2015-04-21 astro-ph.SR
Self-consistent equilibrium models of prominence thin threads heated by Alfvén waves propagating from the photosphere
本文通过迭代求解能量平衡方程与 Alfvén 波方程，构建了由光球 Alfvén 波加热的日珥细丝一维自洽平衡模型，发现冷细丝长度受核心温度与波能通量制约，且波能通量过大时平衡无法存在。
2023-06-23 astro-ph.SR
Resonant Alfven waves in partially ionized plasmas of the solar atmosphere
上下文磁流体动力学（MHD）波在太阳大气中普遍存在。在磁波导中，由于等离子体的不均匀性，共振吸收自然地将波能量从大尺度运动传递到小尺度运动。在太阳大气中较冷的部分，例如，色球层，由于部分电离的影响可能与波动动力学和加热有关。目标。研究了部分电离等离子体中的共振阿尔芬波。方法.我们在冷等离子体近似中使用多流体方程。本文研究了部分电离磁通管中共振磁流体动力学波的传播。我们使用近似分析理论的基础上正常模式的薄管和薄边界近似数值特征值计算。结果我们发现，波扰动跨越共振层的跳跃是相同的完全电离等离子体。由于共振吸收的阻尼长度与频率成反比，而由于离子-中性碰撞的阻尼长度与频率的平方成反比。对于太阳大气中观察到的频率，共振吸收比离子-中性碰撞更有效地衰减MHD扭结波的振幅。结论.色球扭折波携带的大部分能量被转换成局部方位角阿尔芬波，可以在日冕介质中沉积能量。色球层中由于离子与中性粒子碰撞而引起的波能耗散只对高频波有效。色球层对周期小于10 s的扭折波起着过滤器的作用。
2011-11-17 astro-ph.SR
Resolved magnetohydrodynamic wave lensing in the solar corona
本研究利用太阳动力学天文台观测发现日冕中磁流体动力学波透镜效应，经数值模拟复现，并探讨其在日冕地震学中反演阿尔芬速度等信息的应用潜力。
2024-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Efficiency of MHD Wave Generation in Weakly Ionized Atmospheres
该研究针对弱电离大气中双流体等离子体的MHD波产生效率问题，通过十维谱分析发现激发效率依赖初始流差模式能量分配，电荷速度激发低效而磁场扰动激发高效，并给出高碰撞频率区的解析本征解。
2023-06-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The magnetohydrodynamic description of Earth's ionosphere
电磁波在部分电离层中的传播对磁层-电离层耦合起着重要的作用。例如，电离层可以支持非常低频率的阿尔芬波，其可以由体流体惯性（主要是由于下部和中部E区域中的中性粒子）与磁场的变形之间的平衡引起。等离子体中性碰撞动量交换促进了磁应力（由离子直接感受到）向中性粒子的转移。因此，在低频（相对于中性离子碰撞频率）极限下，穿过电离层的波可以以非常小的阻尼传播。在等离子体惯性极限消失时，由于中性惯性加载在磁力线上，可以激发波，因此波可以具有很长的波长，并且可以容易地耦合到磁层。这些波的频率低于几赫兹。
2016-08-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Wave coupling in partially ionized plasmas with shear flows I. Fast-to-Alfvén transformation
本文理论研究了部分电离太阳等离子体中剪切流与MHD波的耦合，通过非模方法分析快磁声波向阿尔文波的转化，发现双极扩散显著影响能量交换效率并引入新耦合机制，并应用于太阳暗条细丝。
2025-08-06 astro-ph.SR
Evidence for Plasmoid-mediated Magnetic Reconnection during a Small-scale Flare in the Partially Ionized Low Solar Atmosphere
本文利用GST和SDO观测及2.5D MHD模拟，在部分电离低太阳大气中发现小尺度耀斑中由约150 km等离子体团介导的磁重联证据，为不同尺度太阳耀斑提出统一重联模型。
2024-04-29 astro-ph.SR
Ambipolar Diffusion in the Lower Solar Atmosphere: MHD Simulations of a Sunspot
太阳大气的磁流体动力学（MHD）模拟通常是在等离子体完全电离的假设下进行的。然而，在较低的太阳大气层中，降低的温度通常只会导致等离子体的部分电离。这种部分电离的等离子体的去耦中性和电离成分之间的相互作用产生双极扩散。为了研究双极扩散在光球层和色球层中传播波特性的作用，我们采用Mancha 3D数值代码来模拟磁声波在太阳黑子本影上方的大气中传播。我们解决非理想的MHD方程的数据驱动的扰动的静磁平衡和双极扩散的影响进行了研究，通过改变模拟，包括额外的条款，占这个过程中的MHD方程。分析模拟与/无双极扩散的能谱密度，我们发现的证据表明，双极扩散在弱电离低密度区域的波特性中起着关键作用，从而最大限度地提高当地的双极扩散系数。因此，我们建议，双极扩散是一个重要的机制，需要仔细考虑它是否应该被包括在模拟中，以及它是否应该被用于分析和解释低太阳大气层的特定观测。
2022-09-28 astro-ph.SR
Imaging and spectroscopic observations of a confined solar filament eruption with two-stage evolution
本研究通过IRIS和SDO观测揭示太阳暗条受限爆发的两阶段演化：外部重联导致磁通量绳瓦解，从而限制爆发。
2024-03-19 astro-ph.SR
Non-ideal magnetohydrodynamics vs turbulence I: Which is the dominant process in protostellar disc formation?
非理想磁流体动力学（MHD）是主导过程。我们调查的磁场（理想和非理想）和湍流（亚和transsonic）的形成，形成几乎同时形成的原恒星盘上的效果。这是通过模拟1~M $_\odot$气体云的引力坍缩来完成的，该气体云被磁场穿过并施加有旋转和湍流速度。我们调查的磁场是平行/反平行和垂直于旋转轴，两个转速和四个马赫数。盘形成优先发生在包括非理想MHD的模型中，其中磁场反平行或垂直于旋转轴。这是独立的初始旋转速率和湍流水平，表明亚音速湍流在影响盘的形成中起着最小的作用。除了第一核心流出的初始水平的湍流的影响，非理想的MHD过程中更重要的是比湍流过程中形成的磁盘围绕低质量的恒星。
2020-05-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Surface Wave Propagation in non--ideal plasmas
研究了部分电离、可压缩磁化等离子体板中表面波的性质。这些波受到非理想磁流体动力学效应的影响，这种效应导致介质中磁场的有限漂移。当忽略磁场漂移时，波在部分电离等离子体流体中的传播特性与完全电离的理想MHD相似，只是现在的传播特性取决于部分电离以及介质的可压缩性。香肠波和扭结波的相速度略有增加（百分之几），由于在理想以及霍尔扩散为主的制度的介质的可压缩性。然而，不同于理想状态，只有低于特定截止频率的波才能在霍尔主导状态下的介质中传播。薄板的这种截止对等离子体β具有弱的依赖性，而对于厚板则不存在这种依赖性。更重要的是，由于截止是由霍尔扩散引入的，因此在确定这样的截止时，介质的部分电离比等离子体压缩性更重要。我们讨论的背景下，太阳光球色球这些结果的相关性。
2015-01-19 astro-ph.SR
MHD Simulations of Strongly Magnetized HII Region Evolution: Evidence for Ionized Gas Filamentation
Oxford Centre for the History of Science, Medicine, and Technology, University of Oxford（牛津大学科学、医学与技术历史中心）；Dept. of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Virginia Institute of Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天文研究所）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Korea Institute of Advanced Study（韩国高等研究院）；Center for Astrophysics and Space Astronomy, Department of Astrophysical and Planetary Sciences University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校天体物理与行星科学系天体物理学与太空天文中心）
本研究通过MHD模拟揭示强磁场下HII区域演化的机制，发现离子化气体丝状结构由磁场引导形成，其特征与中央分子区观测一致。
2026-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disc formation and fragmentation using radiative non-ideal magnetohydrodynamics
我们调查的形成和破碎的光盘使用一套三维平滑粒子辐射磁流体动力学模拟。我们的模型被初始化为1 M $_\odot$旋转Bonnor-Ebert球线程与均匀的磁场。我们研究的效果，包括理想和非理想的磁场，方向和强度的磁场，和初始旋转速率。我们遵循的引力坍缩和早期演化的每个系统，直到最终分类的原恒星盘可以确定。在我们的105个模型中，41个碎片，21个形成螺旋结构但不碎片，另外12个形成光滑盘。当初始旋转速率较快且磁场较弱时，更容易发生碎裂。对于更强的磁场强度，包括非理想的MHD促进磁盘的形成，其中几个模型的碎片，而他们的理想MHD同行没有。对于碎片化的模型，我们的参数与碎片化发生的地点或时间之间没有相关性。双极流出仅在17个型号中发射，这些型号具有最初平行于旋转轴的强磁场。反向旋转的信封形式在四个缓慢旋转，强场模型-包括一个理想的MHD模型-表明它们只形成在一小部分的参数空间调查。
2019-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two Kinds of Dynamic Behavior in a Quiescent Prominence Observed by the NVST
本文利用新真空太阳望远镜对静止日珥中的两种动力学行为进行了高分辨率观测，Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）和小尺度振荡。在+0.3 A的Ha红翼图像中，KHI被认为是快速发展的逆时针/顺时针旋转的涡状结构，它是由日珥羽流表面/界面上的强烈剪切流运动产生的。KHI增长率估计约为0.0135 +（-）0.0004和0.0138 +（-）0.0004。我们的观测结果进一步表明，质量流的剪切速度（即超音速）足够快，以产生强烈的变形的边界和克服的约束表面张力力。这种流动驱动的不稳定性可能在太阳辐射等离子体传输过程中起重要作用。在Ha线心像上观察到垂直于日珥线的小尺度振荡。振荡周期呈非单调变化，呈现出先缓慢减小后增大，再快速增大后减小的两种变化规律。这两个变化周期的线程振荡被观察到是不稳定的整个周期，他们是本地的性质。我们的研究结果表明，小尺度线振荡可能是日冕中的磁流体动力学波。
2018-07-20 astro-ph.SR
Thermal instabilities: Fragmentation and field misalignment of filament fine structure
日珥显示出令人惊讶的精细结构，人们普遍认为，它们的螺纹，如H $α$观测中所见，提供了有关磁场拓扑结构的间接信息。我们研究了在典型的日冕条件下，通过热不稳定性过程形成的高密度凝聚体中精细结构的自发出现和演化。我们的研究揭示了复杂的多维过程，发生在一个代表性的日冕体积在低等离子体β制度通过原位冷凝。我们进行了二维和三维的相互作用慢磁流体动力学（MHD）波模式的数值模拟时，所有相关的非绝热效应。我们表明，多个慢MHD波模式的相互作用，在一个制度不稳定的热模式导致热不稳定性。这最初形成了几乎垂直于当地磁场的煎饼状结构，而低压引起的物质流入产生反弹冲击。这是成功的快速破坏这些薄饼片通过薄壳不稳定性自然演变分钟冲压压力不平衡。这最终会产生高密度的斑点，伴随着来自剪切流效应的线状特征。斑点的进一步演变遵循磁场线，使得出现与背景磁场的动态重新对准。然而，新兴的线程般的功能是不是在所有的领域对齐，这意味着只有一个非常弱的精细结构取向和磁场拓扑结构之间的联系，具有深远的影响，基于H $α$观测的场拓扑结构的解释。
2020-03-24 astro-ph.SR
Alfvén wave propagation in the partially ionized lower solar atmosphere: a test of the single-fluid approximation
Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学）
本文通过单流体和多流体模型比较，检验了单流体近似在太阳低层大气中阿尔芬波传播中的有效性，发现两者结果基本一致，仅在能量传输和等离子体加热率上有微小差异。
2026-03-04 astro-ph.SR
Seismology of Standing Kink Oscillations of Solar Prominence Fine Structures
我们研究了直立扭折磁流体动力学（MHD）振荡的日珥精细结构建模为一个直的和圆柱形的磁管，只有部分填充的日珥材料，其两端固定在两个刚性的墙壁代表太阳光球。日珥等离子体部分电离，在日珥线和日冕介质之间存在一个横向不均匀的过渡层。因此，离子中性碰撞和共振吸收被认为是阻尼机制。在薄管近似和薄边界近似下，导出了基本模态的周期、阻尼时间及其比值的近似解析表达式。我们发现，占主导地位的阻尼机制是共振吸收，它提供的阻尼比与观察一致，而离子中性碰撞是无关的阻尼。阻尼比的值是独立的突出线程的长度和它在磁管内的位置，并与一个管完全充满了突出等离子体的值相一致。我们的研究结果的意义的MHD地震学技术的背景下进行了讨论，指出，报告的短周期（2 - 10分钟）和短波长（700 - 8,000公里）线程振荡可能不符合一个驻波解释，并可能与传播波。最后，我们表明，一些突出的物理参数，如反演，Alfvén速度、磁场强度、横向不均匀性长度尺度等，是可能的使用观测确定的值的周期和阻尼时间的振荡以及这些数量的分析近似。
2010-08-30 astro-ph.SR
Two-fluid simulations of Rayleigh-Taylor instability in a magnetized solar prominence thread. I. Effects of prominence magnetization and mass loading
太阳磁共振是由部分电离的等离子体形成的，其粒子间的碰撞频率通常与磁流体动力学处理无关。在这项工作中，我们探讨的动力学影响和可观察到的签名时，离子中性碰撞不完全耦合的中性和带电流体的参数制度的两种流体效应。我们进行2.5D的两种流体（电荷-中性粒子）的瑞利-泰勒不稳定性（RTI）在一个光滑变化的界面之间的日珥线程和日冕的模拟。本研究的目的是通过非线性双流体数值模拟，加深我们对RTI以及部分电离对RTI发展的影响的理解。我们的双流体模型考虑了粘度，热导率和中性粒子和电荷之间的碰撞相互作用：电离/复合，能量和动量转移，以及摩擦加热。本文探讨了RTI动力学对日珥平衡位形的敏感性，包括支撑日珥线的磁场强度和剪切力，以及日珥质量负载量的影响。我们表明，在小尺度下，一个现实的光滑的双电晕接口导致定性不同的线性RTI演变比预期的不连续的接口，而磁场剪切具有稳定的影响，降低增长率或消除不稳定性。在非线性阶段，我们观察到，在场剪切的存在下的不稳定性的发展导致形成的相干和相互作用的2.5D磁结构，这反过来又会导致大量的等离子体流穿过磁场线和相关的去耦的流体速度的电荷和中性粒子。
2020-12-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Cut-off wavenumber of Alfven waves in partially ionized plasmas of the solar atmosphere
太阳大气部分电离等离子体中的阿尔芬波动力学表明，确实存在一个截止波数，即波数高于截止值的阿尔芬波是倏逝波。截止波数出现在单流体磁流体力学（MHD）的近似，但它是在多流体的方法缺席。截止波数的存在至今仍没有一个合理的解释。本文的目的是指出在单流体磁流体动力学中出现截止波数的原因。从三流体方程（电子，质子和中性氢原子）开始，我们进行连续近似，直到我们得到通常的单流体描述。我们求解了线性阿尔芬波在每一步的色散关系，并寻求了截止波数出现的近似。我们已经发现，忽略惯性项显着减少阿尔芬频率的实部，虽然它永远不会成为零。因此，截止波数在此阶段不存在。然而，当惯性项和霍尔项一起在感应方程中被忽略时，阿尔芬频率的实部变为零。在研究太阳大气部分电离区的阿尔芬波时，出现了截止波数，这是忽略惯性项和霍尔项的结果，没有物理根源。
2012-07-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Gravitational instability in partially ionized plasmas: A two-fluid approach
Visva-Bharati University（维斯瓦·巴拉蒂大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
本文提出一种双流体模型，研究部分电离等离子体在重力下的引力不稳定性，分析碰撞频率和波数比对不稳定性增长速率的影响，并探讨其在电离层和太阳大气中的应用。
2026-07-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Multi-fluid approach to high-frequency waves in plasmas. III. Nonlinear regime and plasma heating
部分电离等离子体中高频波的多流体模型表明，线性区域中磁流体力学波的行为受到形成等离子体的不同物种之间的碰撞相互作用的严重影响。在这里，我们超越线性理论和研究大振幅波在部分电离等离子体中使用非线性多流体代码。众所周知，在完全电离的等离子体中，非线性阿尔文波会产生密度和压力扰动。这些非线性效应对于驻波比对于传播波更明显。通过数值模拟和解析近似，我们研究了离子和中性粒子之间的碰撞相互作用对非线性演化的影响。碰撞产生的摩擦会消耗一部分波能，这些波能转化为热量，从而提高等离子体的温度。作为一个应用程序，我们调查摩擦加热等离子体的物理条件类似于那些在太阳静止的突出。
2018-02-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Threaded-Field-Lines Model for the Low Solar Corona Powered by the Alfven Wave Turbulence
我们提出了一个更新的全球模型的太阳日冕，包括过渡区。我们利用光球磁场测量数据模拟了三维磁场，并假设磁流体动力学（MHD）阿尔文波湍流及其非线性耗散是加热日冕等离子体和驱动太阳风的唯一源。在封闭场区，平衡湍流中的耗散效率提高。在冕洞中，我们考虑了向外传播的波的反射，这是伴随着较弱的反向传播波的产生。非线性级联率在强烈不平衡湍流中降低，从而导致更冷的冕洞。所提出的模型的显着特点是低电晕的描述为几乎稳态的低β等离子体运动和热通量沿磁场线传输。我们跟踪磁场线通过每个网格点的下边界的全球日冕模型，选择在一些日心距离，$R=R_{b}\sim1.1\ R_\odot$远高于过渡区。从一维等离子体运动方程和热输运方程以及Alfvén波传播方程可以很容易地解出沿磁场线的等离子体参数，这些方程充分描述了低日冕中日心距离范围$R_{\odot}<R<R_{b}$内的物理现象。通过将该模型与$r=R_{b}$上的全MHD全局电晕模型相结合，我们找到了全局解，并在$\sim200$内核上实现了模型的超实时性能。
2020-11-18 astro-ph.SR physics.space-ph
There is no magnetic braking catastrophe: Low-mass star cluster and protostellar disc formation with non-ideal magnetohydrodynamics
我们提出的结果，从第一辐射非理想磁流体动力学（MHD）模拟低质量恒星团簇形成，解决了破碎过程的不透明度限制。我们模拟了50~M的$_\odot$湍流云，初始时被强度分别为临界质量与磁通量比的3、5、10和20倍的均匀磁场穿过，在每种强度下，我们模拟了理想和非理想（包括欧姆电阻率、双极扩散和霍尔效应）的MHD云。湍流和磁场塑造了云的大尺度结构，无论采用理想还是非理想的MHD，都形成了类似的结构。在高密度（$10^6 \lesssim n_{\rm H} \lesssim 10^{11}$ ~cm $^{-3}$）下，所有模型都具有相似的磁场强度与密度的关系，这表明致密核中的磁场强度与大尺度环境无关。尽管有限的统计数据，我们没有发现证据的初始质量函数的初始磁场强度的依赖性，然而，恒星形成率降低模型的初始磁场强度增加，例外的是最强的领域的情况下，崩溃主要发生沿场线。在所有的模型中，半径为$\gtrsim 20$ ~au的原恒星盘形成，表明盘的形成取决于气体湍流而不是磁场强度。我们没有发现磁制动灾难的证据，发现磁场并不阻碍原恒星盘的形成。
2019-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
